斯馄ゲ饬亢阈堑牧炼取８菰诶豆獠ǘ魏驮诳杉獠ǘ危ǜ拷於耍┎獾玫暮阈堑牧炼瓤梢灾篮阈堑难丈佣玫胶阈堑谋砻嫖露取５比范撕阈堑谋砻嫖露群湍渴庸舛纫院螅涂梢栽诤章尥贾斜瓿鲆桓龅恪Ｍ�2…2是邻近太阳的恒星的赫罗图。由图可以看出，图中的点不是均匀分布的。大多数恒星的点都落在由左上方往右下方，即由光度大的蓝星向光度小的红星走的一条带内，有一些恒星是在右上方的红巨星区域内，在左下方有三颗白矮星。有90％的恒星位于这条带内，所以天文学家把这条带称为主序。和图①为了说明恒星的光度和目视光度的区别并非很小，可以举出一颗有10个太阳质量的恒星，例如角宿一。它的总辐射比太阳的总辐射大1万倍，然而它在可见光范围内的辐射只比太阳大1000倍。
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2…1相比较可以看出，太阳、天狼星以及角宿一都在主序上，但御夫座ζ双星中的冷星——参宿四和天狼星的伴星不在主序上。天体物理学家把落在赫罗图中主序上的恒星称为主序星，它们是太阳附近的所谓正常恒星，而巨星和白矮星则不属于这类星。主序星具有一系列重要的并和它们的质量有关的性质。人们只测出少数恒星的质量。因为只有当一颗伴星在恒星的重力场中运动时，才能在一定程度上确定它的质量。我们曾经提到通过行星的运动可以确定太阳的质量。根据天狼星伴星的运动使我们得知，天狼A的质量为2。3个太阳质量，其伴星大约为一个太阳质量。用这样的方法人们已经确定了一些恒星的质量（附录C给出了这个方法的基本原理）。质量最大的恒星为30－50个太阳质量，而质量最小的恒星只有太阳质量的十分之几。■对于能够借助伴星测量出质量的主序星，可以获得以下一些令人吃惊的结果：一定质量的恒星只能位于主序的一定位置上（图2…3）。质量小的主序星位于主序的下端，而质量大的则位于主序的上端。沿着主序由下往上质量慢慢地增大。同时由于在赫罗图中光度也是由下往上增大，由此可知，光度越大的恒星，其质量也越大。如果我们知道两颗主序星谁的光度更大，则同时也就推知谁有较大的质量。还可以更进一步讲：对于主序星可以根据它的光度直接确定它的质量。图2－4给出主序星的光度随质量变化的关系。天文学家把这个规律称为质光关系。特别是我们很熟悉的主序星如：太阳、天狼A和角宿一都满足这个关系，而白矮星、天狼B因为它们不是主序星就不满足这个关系。■这样，当我们把能够观测到的邻近太阳的恒星列序时，就发现两个规律：一是在赫罗图中有一条主序存在；二是主序星满足质光关系。那么它们和恒星的演化规律有什么关系？果蝇的印象问题又再次在这里浮现。我们看到了不同性质的恒星，就好像果蝇看到了不同性质的人一样。我们在主序上找到了某些外部特性的规律，但我们不知道应该怎样去解释它们。我们的情况也和果蝇很相似。果蝇可以将人按耳朵的大小进行排列，但却不知道随时间的流逝人的变化规律是什么样的。■我们已经知道人的变化情况，就可以给果蝇一个暗示。我们可以这样告诉它，人类间存在相同年龄的人群组成的年级。果蝇知道以后就能立即确定，人的性别和肤色不是演化效应，不同性别和不同肤色的人不是处于不同年龄级别的人。但是果蝇会感觉到，人体的大小和年龄是有关的。天文学家很幸运，他们发现了天空中恒星的“年级”，也就是发现了年龄相同的恒星集团。
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星团——恒星的“年级”我们发现有些恒星有成群的现象，它们在天空中挤在一起形成星团。有的星团早在古代就已为人知道，例如希腊和罗马的诗人就提到七姊妹星，即昴星团（图2…5）。用肉眼就可以看到它们中最亮的六颗星。实际上还有很多暗星，已肯定的就有120颗星属于这个星团，很可能这个星团有数百颗星。所有昴星团的星都挤在一个很小的空间内，光线从星团的一端到另一端需要30年。试想以太阳为中心直径为30光年的球内仅有20颗恒星，就可知昴星团确属恒星聚集的结果。昴星团恒星不仅拥挤在宇宙的一定区域内，而且它们以相同的速度朝同一方向运动。根据它们有着相同的位置和相同的运动就可以得出结论：昴星团的星有相同的发生史，即它们是同时产生的。同样的情况也适合于其他星团，如毕星团，它在古代就已经是人们所熟悉的一个星团。更为特殊的是所谓球状星团中的恒星有着共同起源史。球状星团由50000至5000万颗恒星组成（图2…6），在它们的中心区域内的恒星密度常常比太阳附近的恒星密度大10000倍。假如太阳属于某一个球状星团的话，那么在行星上的观测者所看到的星空将会是怎样壮观的景象！星团中恒星的光度和表面温度是怎样分布的？也许和图2…2给出的邻近太阳的恒星的分布相同？是不是星团中的大部分恒星是主序星？如果看一下它们的赫罗图，就会发现它们之间有着本质的区别。虽然有几个星团的赫罗图和昴星团的赫罗图（图2…7）一样，所有的星的确是在主序上，但是大多数星团的特点是只有暗的，即光度较小的主序星。这就是说，找不到一条完整的主序带。由于没有较亮的主序星，于是就没有主序中光度较大的那一段。不过在这些星团中却包含有光度很大的红星，即红巨星和超巨星。这种情况可在图2…8所示的毕星团的赫罗图中看到。更为明显的是图2…9所示的球状星团的赫罗图。那里只有主序的最下端有恒星分布，而几乎所有的亮星都分布在主序的右边。如果将不同星团的恒星都标在同一个赫罗图中，如图2…10所示，就可以看得更清楚。图中不同星团的恒星所在的主序是用一条加重的曲线表示。我们可以看到，所有的星团都占有一段共同的主序，但各个星团中较亮的星都不在主序上，而是在向右转折的分支上。不同星团是在主序的不同位置向右转折的。由于沿着主序向上恒星的质量变大，所以又可以说，在一个星团内小于某一质量的恒星是主序星，而大于这个质量的主序部分就没有恒星分布了。这个观测结果最终使我们明白了恒星是随时间的推移而演化的。当一颗恒星随时间演化变老时，它的性质也在不断地产生变化。特别是它的表面温度和光度也在变化。于是在赫罗图中该恒星的对应点将随时
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间而移动。例如，假若有一颗恒星开始时是红巨星，经过上百万年以后，它演化成一颗白矮星，于是它在赫罗图中的对应点将由右上方移动到左下方。假若我们是长寿的生物，能够在100万年到10亿年的长时间内不断重复地测量这颗恒星，并在赫罗图中画出它的对应点，那么我们就可以看到这颗恒星的对应点也在相应地变动。我们将看到它在一定的区域内运动得很快，而在其他的区域内又运动得很慢。借助于赫罗图我们看到了这颗恒星的演化过程。然而我们得到的只是一个瞬间的图像。我们只能看到现在恒星在赫罗①图中的位置。并觉察到，太阳附近的恒星是聚集在主序上。这意味着什么？也许是赫罗图中的点很慢地通过主序带，并在这条主序带上停留一段时间？假如人们想要观测一组包括各种年龄的恒星，那么就要有特别多的恒星是在这条带上。我们可以根据日常的生活来认识这个效应。为什么世界上成年人要比孩子多？因为我们只有15年时间是孩子，而平均有50年的时间是成年人。如果我们考察一组包括各种年龄的人，例如考察一个城市的居民，那么可以肯定，大部分人是成年人。由此说来，主序阶段也许就是恒星在它们的历史进程中停留最长的阶段？我们联想到太阳本身也是一颗主序星。我们知道太阳已有几十亿年几乎没有变化，也就是说，它是主序星已有几十亿年了。我们已经看到，储藏在太阳内的氢是能够补偿它这么长时间的向外辐射。也许所有的主序星的向外辐射都是由氢的聚变来负担？或是因为能源是如此丰富，使得太阳长期不变，而且很可能这就是为什么在赫罗图中恒星都聚集在主序上的原因？我们不妨假设，所有主序星的向外能量辐射都是靠氢聚变为氦来补偿。以前我们已经计算过太阳和角宿一能够辐射多久。假定恒星质量的70％是氢，并且只要10％的氢发生了聚变，就能明显地感到核燃料快要耗完，那么我们认为太阳的寿命是70亿年。而质量为10个太阳质量和光度约为10000倍太阳光度的角宿一只能照旧向外辐射几百万年。用同样的方法我们可以计算每一颗主序星依靠氢的聚变能够维持它向外辐射的时间。在图2…3中我们在主序上任取一颗恒星。在图中可以读出这颗恒星的光度值。并且根据图2…4所示的主序星遵守的质光关系得到对应于这个光度值的质量。再将在这个质量内所储存的核能和光度（即每秒向宇宙辐射的能量）进行比较，我们就得到储存的能量能够维持的时间。图2…11中在主序的不同位置标出了用这种方法计算出的氢聚变寿命。它证实了以前对角宿一这个例子的推测。主序星的质量越大，辐射的能量越多，同时它所储存的氢①更严格地说，我们看到的只是恒星在发出光线时它所处在赫罗图中的位置。但对于研究我们银河系的恒星演化来说，光线从恒星到我们所需的时间和恒星演化的时间范围相比是很短的，因此这点区别没有多大关系。
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能维持的时间就越短。■如果一个人将他的一生致力于恒星研究，他会感到，恒星和人多么相似。例如在这里也同样是质量越大，期望得到的寿命就越短。星团的年龄设想有一组质量不同、但年龄相同并且都是以氢聚变为能源的主序星。它们当中位于主序上部质量较大的恒星必然先出现能量耗尽的现象。随后才是质量较小的恒星将它们储存的能量消耗尽。经过70亿年以后，质量为1个太阳质量的恒星才出现能量耗尽的现象。我们对星团所观测到的不正是这种现象吗？再看看图2…8所示的毕星团的赫罗图。这个星团的主序由下往上直到20个太阳目视光度处，也就是相当于2。5个太阳质量处都有恒星分布。对于一颗质量为2。5个太阳质量的恒星，它的氢聚变寿命是8亿年（见图2…11）。如果有一组恒星依靠氢聚变而生活了8亿年，那么它们当中质量大于2。5个太阳质量的恒星已经把氢耗尽。而质量小于2。5个太阳质量的恒星，仍然依靠所储存的氢而生活着。可能就是由于这个原因造成了毕星团的主序的上面部分没有恒星分布？其他星团是在其他的光度值，也就是在其他的质量处离开主序。例如昴星团还有140个太阳光度的主序星。具有这样光度值的恒星，它的质量略大于6个太阳质量，而氢聚变寿命为1亿年。在昴星团的赫罗图中，亮度比这更大的恒星就不在主序上，而是在主序的右侧（位于主序的右侧是氢耗尽的最初象征）。这样我们就得到如何将星团按年龄进行列序的一般方法。人们画出星团的赫罗图，并可查看它的主序由下往上直到什么地方还有恒星分布。在图2…10中给出了很多星团离开主序的位置，如英仙座的一个最年轻的星团，它的主序直到1000个太阳光度处都有恒星分布。它的年龄大约是1000万年。其次是昴星团。再其次是毕星团。最后年龄最大的是球状星团M3。它的主序直到大约3个太阳光度处有恒星分布。它最亮的主序星的质量是1。3个太阳质量。如果这些星现在正要离开主序，那么这个星团的年龄大约是60…100亿年。在赫罗图中星团偏离开主序真的就是氢的储存已经耗尽的象征吗？如果真是这样，我们就已经了解了恒星演化的一个重要部分，即知道了一颗恒星在它的氢耗尽之前，它一直停留在主序上，而在这以后它将向右运动到红巨星区域。因为凡是离开了主序的恒星，都是在主序的右边。如果这是真的话，于是又出现了新的问题：最老的星团年龄有多大？最年轻的星团年龄又有多大？发生氢聚变以前的恒星是怎样的？当恒星储存的氢耗尽以后又将会发生什么变化？虽然我们知道这些恒星会变成红巨星，但红巨
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星不能继续辐射很长时间的，因为它们的核能已明显地消耗掉了。但是不要忘记，我们现在仅仅是推测星团中恒星的性质与储存的核能的消耗状况有关。并且这个假设似乎能与观测很好地符合。然而利用现今已有的手段我们还不知道，恒星内部的温度和密度是不是已经达到了可以发生核反应的程度，并使恒星像一座核电站一样地工作。恒星的表面温度无